왜소 은하

왜소 은하는 우리 은하수에 있는 2,000~4,000 억 개의 별에 비해 적은 숫자인 몇 십억개의 별로 구성되어 있다. 300 억 개가 넘는 별을 포함하고 있는 대마젤란 은하는 때때로 왜소 은하로 분류되기도 하는데 어떤 이들은 그것을 우리 은하 주위에 있는 충분히 발달한 은하로 간주한다.

왜소 은하의 생성

왜소 은하를 포함하는 대부분의 은하들은 암흑물질 또는 금속을 포함하는 가스 이외의 것들이 상호 작용하여 만들어졌다고 믿는 것이 현재의 이론이다. 그러나 NASA의 은하 발달 탐사선은 금속이 부족한 가스에서 형성되는 새로운 왜소 은하를 확인했다. 이 은하들은, 사자자리에 있는 질량이 큰 두 개의 은하 주위의 수소, 헬륨 구름인 "Leo Ring"에 위치한다.

국부 왜소은하

국부 은하군에는 많은 왜소 은하들이 있다. 이 작은 은하들은 종종 우리 은하같이 큰 은하인, 안드로메다 은하와 삼각형자리 은하의 주위를 회전한다. 최근 논문에서 많은 왜소 은하들이 우리 은하와 안드로메다 은하의 초기 진화 과정에서 생기는 조석력에 의해 생성 되었을 것이라 추정했다. 조석력을 받는 왜소 은하는 은하들이 충돌하고 그들이 중력적 질량 상호작용을 할 때 생성되었다. 은하물질의 흐름은 모은하와 그들 주위에 있는 암흑물질의 헤일로로부터 멀리 밀려났다. 우리 은하를 중심으로 회전하는 왜소 은하는 14 개가 알려져 있다. 그리고 최근 발견들을 통해, 천문학자들은 과거 우리 은하에 의해 흡수되었으며 우리 은하의 가장 큰 구상 성단인 오메가 성단이, 중심에 블랙홀을 갖고 있는 왜소 은하의 핵이라고 믿게 되었다.

왜소 은하들

왜소 은하는 그 형태 구분에 따라 분류된다.

• 타원 은하 : 왜소 타원 은하(dE)와 그것의 왜소 회전 타원 은하(dSph)
• 불규칙 은하 : 왜소 불규칙 은하(dI)
• 나선 은하 : 왜소 나선 은하

초밀집 왜소 은하

초밀집 왜소 은하(UCD)는 최근에 발견된, 매우 많은 별들로 이루어진 초밀집 은하의 분류이다. 그것들은 1억 개의 별들로 구성되며 한 쪽 끝에서 반대쪽까지의 거리가 200광년정도 될 것으로 추측된다. 그것들은 왜소 타원 은하들이 거대 은하단 중심부를 가로질러 이동할 때 가스와 조석상호작용에 의해 멀리 떨어진 별을 제외하고 핵 주변부만 남은 것으로 추론되었다. UCD들은 처녀자리 은하단, 화로자리 은하단, 아벨 1689, 머리털자리 은하단, 등의 다른 은하단 사이에서 발견된다.